g r
v
6 * 1981
\ f
2,50 Kčs
RISE HVĚZD
S n ím e k slu n e čn í fo t o s fé r y p o ř íz e n ý n a h v ě z d á r n ě v e V a la š s k é m M eziříčí d n e 6. č e r v n a 1979 v 9h10m SEČ r e fr a k t o r e m Z eiss E 130/1930, e x p . 1/250 s, filtr GG 14, na d e s k y ORWO DU3 ( f o t o M ilan N eu b au er, k č lá n k u n a str. 116— 1 1 8 /. — N a p rvn í str. o b á lk y je o r b itá ln í č á s t r e k a to p lá n u n a o b ě ž n é d rá z e. (K č lá n k u n a str. 115— 116.)
*
*
*
*
*
*
Jan Vondrák
Ří še h v ě z d
* Roč. 62 ( 1 9 8 1 ) , č. 6
Návštěvou na Hlavní astronomické observatoři AV USSR v Kyjevě
Ve dnech 29. září až 3. říjn a 1980 se v Kyjevě k onala všesvazová k onference „Výzkum Země jako planety metodam i astronom ie, geodézie a g eofyziky", vě novaná stém u výročí narození sovětského astronom a, akadem ika AV USSR A. J. Orlova. Přizváni byli rovněž hosté z MLR, NDR, PLR a ČSSR. V rám ci kon fere n ce bylo účastníkům umožněno seznám it se s vybavením a čin n ostí Hlavní astronom ické observatoře AV U SSR, kterou právě akadem ik Orlov v ro ce 1944 založil a jejím ž se sta l prvním ředitelem . Poněvadž je tato pom ěrně mladá observatoř doposud mezi n aší astronom ickou v eřejn o stí n ep říliš znám á, věnuj me jí pro inform aci několik n ásled u jících řádek. Hlavním důvodem k založení nové observatoře bylo zpracování Katalogu s la bých hvězd, obsahujícího kolem 20 tisíc hvězd. P ráce na tom to grandiózním díle probíhají až do dneška. Z aklad atelé vybrali pro observatoř pom ěrně řídký H olosejevský le s asi 30 km na jih od Kyjeva. O bservatoř sam a zabírá plochu asi 30 ha a je v rovinatém terénu, s ochrannou zónou o polom ěru asi 1 km. Od sam ého založení byla hlavní náplní práce observ atoře astrom etrie, přesto však se v průběhu le t začaly rozvíjet i další astron om ické disciplíny — fyzika Slunce, M ěsíce, p lan et a hvězd a v poslední době geodynam ika. O bservatoř má, krom ě vědeckých oddělení (fu nd am entální astrom etrie, kos m ická geodynam ika, fo to g rafick á astrom etrie, fyzika Slunce, fyzika M ěsíce a planet, fyzika hvězd a oddělení m atem atickéh o zpracování pozorování) též dílny, knihovnu, oddělení pro stavbu p řístro jů v Oděse a vysokohorskou pozo rovací základnu Terskol n a Kavkaze poblíž Elbrusu (ve výšce 3100 m n. m .). Observatoř je všesvazovým koordinujícím pracovištěm v problem atice výzkumu ro tace Země a výzkumu p lanet zem ského typu a od r. 1968 vydává odborný časopis „A strom etrija i a stro fizik a". P řístrojové vybavení a náplň práce jed notlivých oddělení je zhruba n ásled u jící: Oddělení fundam entální astrom etrie pracu je p rakticky od sam ého založení observatoře. Je vybaveno jedním ze tří n ejv ětších vertikáln ích kruhů na světě (D = 19 cm, / = 252 c m j. Pro účely sestav en í různých hvězdných katalogů a zlepšení dráhových elem entů tě le s slun eční soustavy se zde pravidelně určují d eklinace hvězd, m alých i velkých p lan et a Slunce. Jsou zde patrné snahy o co n ejv ětší autom atizaci observačního postupu; čten í kruhu jsou sním ána fo to grafick y a foto grafie se pak prom ěřují na autom atickém p řístro ji v lastní kon strukce, čten í m ikrom etru jsou přímo děrována. Kromě vlastn ích pozorování jsou zpracovávána i pozorování jin ý ch observatoří, zejm éna v oblasti určování sy stem atick ých chyb hvězdných katalogů. Oddělení kosm ické geodynam iky je nejm lad ším a současně n ejry ch le ji se ro zv íjejícím oddělením . Vzniklo v r. 1979 z původní lab oratoře pro výzkum ro ta ce Země, k terá byla založena v r. 1975 jak o součást oddělení fundam entální astrom etrie. Poněvadž pozorování k lasick ým i astrom etrickým i přístro ji je na U krajině zabezpečeno Poltavskou observ ato ří, bylo rozhodnuto rozvíjet v Ky jev ě zejm én a m oderní kosm ické pozorovací tech n iky ; v současné době se vy-
v ijí laserový dálkom ěr, do budoucna se počítá s rádiovou in terferom etru z dlou hých základen. Těžiště práce oddělení však již trad ičn ě spočívá v teo retick é oblasti. Sem patří ce lá řada prací p o čín aje výzkumy zak lad atele a prvního ře ditele observatoře A. J. Orlova z oblasti analýzy změn zem ěpisných šířek stanic na zem ském povrchu. V současné době jsou práce zam ěřeny na výzkum po hybu ro tačn í osy Země jak v prostoru, tak i v zem ském tělese a změn rotačn í ry ch losti Země kolem této osy, zejm éna s ohledem na různé g eofyzikáln í pří činy těch to jevů. Oddělení foto g rafick é astrom etrie je vybaveno již od r. 1949 dlouhoohniskovým dvojitým astrografem (D = 40 cm, / = 550 cm ), dodatečně opatřeným pohyblivou kazetou vlastní konstrukce, která umožňuje současnou expozici hvězd a M ěsíce. A strom etrickém u pozorování M ěsíce v m inulosti sloužil též horizon tální m ěsíční teleskop [D = 20 cm, f = 1200 cm ), zkonstruovaný na observatoři v letech 1966 až 1969. Později vybavení oddělení doplnil (v r. 1975) Zeissův dvojitý širokoúhlý astrog raf [D = 40 cm, / = 200 cm ) s poloautom atickým ovládáním. Sam ozřejm ým vybavením oddělení jsou p řístro je pro vyhodnocování snímků. V současné době se uvažuje o vývoji univerzálního autom atického prom ěřovacího p řístro je, který by m ěl nahradit doposud používaný Ascorecord firm y Zeiss i autom atický m ikrofotom etr. Krom ě základního úkolu — vypra cování Katalogu slabých hvězd s odvozením absolutních vlastn ích pohybů n a vázáním na vzdálené g alaxie — se v oddělení pravidelně pozorují m alé i velké planety a je jic h m ěsíce, M ěsíc a kom ety. Zde je zejm éna třeba vyzvednout práce v oblasti určování tvaru a rozm ěrů M ěsíce. Rovněž jsou rozvíjeny práce, zabý v a jící se astronom ickou refrak cí. Oddělení fyziky Slunce bylo založeno až v r. 1964, prakticky však pracuje již od M ezinárodního geofyzikálního roku. Zpočátku bylo vybaveno chrom osférickým dalekohledem a malým horizontálním teleskopem [D = 22 cm, f = 800 cm ) vlastní konstrukce, se spektrografem . V roce 1965 bylo vybavení obohaceno o velký horizontální slunečn í dalekohled (Z) = 44 cm, / = 17,5 m ), k terý byl v dalších letech opatřen spektrografem . V plánu je jed n ak vyšší auto m atizace pozorování slunečního sp ektra a jeho zpracování přímým spojením teleskopu s počítačem , jed nak výstavba nového velkého horizontálního d aleko hledu n a vysokohorské sta n ici Terskol. Hlavní náplní práce oddělení je vý zkum stavby sluneční fotosféry. Oddělení fyziky M ěsíce a p lan et je vybaveno dvěma m alým i reflek to ry o prů m ěrech 70 a 60 cm. Pouze první z nich, sovětské výroby, je však um ístěn přímo na observatoři; druhý re flek to r firm y Zeiss pracuje n a vysokohorské stan ici M ajdanak, p atřící Uzbecké akadem ii věd. Ve vývoji je autom atický elek tro polarim etr, který bude m oci pracovat v režimu polarim etru, fotom etru a dvou kanálového spektrom etru. Pro vyhodnocení sním ků planet a spektrogram ů byl vyvinut autom atický m ikrom etr. Hlavní sm ěr práce oddělení je výzkum fyzi k áln ích ch arak teristik atm osfér a povrchů planet, je jic h m ěsíců a M ěsíce. Oddělení fyziky hvězd má k dispozici re flek to r o průměru 48 cm, který je od r. 1971 um ístěn n a vysokohorské stan ici Terskol. Je využíván pro fotom etrick á pozorování. Sp ektráln í pozorování se provádějí na reflek to ru o průměru 70 cm v Kyjevě i na větších dalekohledech jin ý ch o b serv atoří v SSSR; plánuje se stavba 2m dalekohledu firm y Zeiss na Terskolu. Těžiště prací oddělení je především v teo retick é oblasti, v oboru fyziky n estacio n árn ích hvězd. Nevelká skupina pracovníků se v posledních letech věnuje též výzkumu kom et. K je jich fotografickém u pozorování slouží od r. 1975 dvě družicové kom ory AFU-75, z nichž jedna je um ístěna v Kyjevě a druhá n a sta n ici Terskol. Oddělení m atem atického zpracování pozorování vzniklo z cela nedávno z bý valé výpočetní laboratoře. K dispozici má sam očinný p o čítač EC 1022 o k ap a citě vnitřní pam ěti 512 kbitů a krom ě běžného zpracování programů ostatních oddělení má za úkol vypracování systém u obecných výpočetních programů, které budou sloužit potřebám vlastní observatoře i jin ý ch astronom ických pra covišť v SSS R . Značná pozornost se věnuje vývoji nových p řístro jů v oděském oddělení observatoře, k teré úzce spolupracuje s astronom ickou o bserv atoří v Oděse.
Zejm éna jde o p řístro je pro astrofy zik áln í výzkumy, určené pro vysokohorskou základnu Terskol. Ve spolupráci s charkovským Ústavem radiofyziky a elek troniky se vyvíjí rádiový in terferom etr, který bude sloužit sou časn ě pro výzku my astrofyzikální, astrom etrické i geodynam ické. A strofyzikální výzkum sám se postupně přesouvá, vzhledem k výrazně lepším pozorovacím podmínkám, na vysokohorskou pozorovací základnu Terskol, kde v současné době probíhá vý stavba kom unikace, budov a lanové dráhy. Závěrem je možno konstatovat, že observatoř se rozvíjí vyváženě a velice dynam icky; z původních 4 pracovníků v ro ce založení se počet zvýšil n a dneš ních více než 200 většinou m ladých pracovníků. Lze tedy právem očekávat, že v p říštích le te ch o p racích observ atoře u slyším e mnohem více než dosud.
Ivo Hudec
První vesmírný let raketoplánu
První letový exem plář raketoplánu NASA, nazvaný Columbia, startoval ke kos m ické prem iéře — k 36 obletům Země — dne 12. dubna 1981 z Kennedyho kos m ické základny na Floridě z „m ěsíčn í1* rampy 39 A. Po šes tileté přestávce tak Sp ojené státy znovu zah ájily program pilotovaných vesm írných letů — napo sledy startovali astronauté NASA n a okolozem skou dráhu v roce 1975 ke spo lečném u m ezinárodním u letu Soju z—Apollo. • Vývoj raketoplánu, nového transportního prostředku do kosmu, jehož hlav ním úkolem je zhospodárnit dopravu na okolozem ské dráhy, trval celých deset le t a k prvnímu kosm ickém u startu došlo s opožděním více než dvou let proti původnímu plánu. První posádka Columbie — astronauté John Young, jenž jako první pozem šťan vzlétl do vesmíru popáté, a Robert Crippen — m ěla během dvoudenního letu hlavně ověřit čin n o st všech palubních systém ů v podmínkách letu a poprvé v h isto rii kosm onautiky u sku tečnit návrat n a zem ský povrch klouzavým letem atm osférou a p řistát na dané přistávací dráze. Startovní fáze letu — le t byl jed en k rát odložen pro nepřesnou synchronizaci mezi hlavním i a záložním palubním počítačem — proběhla podle programu. Po navedení na oběžnou dráhu se však z jistilo , že z tepelného krytu povrchu raketoplánu — hliníkový povrch orbitální čá sti raketoplánu je chráněn proti vysokým teplotám vznikajícím při návratu z kosmu zhruba 34 000 izolačním i d estičkam i — se uvolnilo a odpadlo n a dvě desítky izo lačn ích d estiček. Problém s tepelnou izo lací povrchu raketop lán u patřil k nejzávažnějším konstrukčním „oříškům " při vlastním vývoji prvního letového exem pláře a má n a svědomí značnou čá st zpoždění prvního startu Columbie. Ke ztrátě izo lačn ích destiček však došlo je n ze zadní sek ce o rbitáln í čá sti, kde tep eln á izolace nem á tak prvořadý význam pro bezpečný návrat zem skou atm osférou. Sam otný průběh 54hodinového letu Columbie proběhl jin a k bez p od statněj ších tech n ick ý ch problémů a závad. V nákladovém prostoru raketoplánu — má objem 330 m3 — nebylo při tom to prvém letu vyneseno žádné užitečné za tížení či družice. Došlo ovšem k otevření dvířek nákladového prostoru, pro tože na je jic h vnitřní stranu u m ístili k o n stru k téři radiátorový systém o celkové ploše 111 m2, který během vesm írného letu odvádí do prostoru teplo z paluby raketoplánu. Poprvé v h isto rii pilotované kosm onautiky se dne 14. 4. 1981 vrátil na zem ský povrch dopravní kosm ický prostředek jako letadlo klouzavým letem . Co lumbia se dotkla přistávací dráhy poblíž základny Edwards — sp eciáln í dráha je širok á 91 m etrů a dlouhá 4,5 kilom etru — v K alifornii přibližně jednu ho dinu po zapálení brzdících m otorů na oběžné dráze. R ychlost při přistávání nepřevýšila 350 km/h a rak etop lán se zastav il zhruba po třech kilom etrech jízdy.
Columbia je první z připravované ílo tily raketoplánů NASA. Druhý letový exem plář má poprvé vzlétnout do kosmu koncem příštího roku a ve výrobě jsou je š tě další dva exem pláře. V současné době u silu je NASA o přidělení fin a n č n ích prostředků n a výrobu pátého raketoplánu. R aketoplány m ají m ít životnost až jednoho sta vesm írných letů a po „zaběhnutí** nem á pozem ská příprava k dalšímu letu přesáhnout 200 pracovních hodin. Do března roku 1985 má NASA připraven plán 35 vesm írných letů raketoplánů. N ěkteré z těch to letů však m ají p atřit výhradně službám Pentagonu. Columbii o ček áv ají další tři zkušební lety, teprve pak má být raketoplán nasazen do plného operačního provozu. Všech těch to zkušebních startů se zú častní je n dvoučlenné posádky. Budoucí lety raketoplánů nesporně umožní nový rozvoj ja k pilotovaných, tak i bezpilotních vesm írných letů.
Čtvrt století pozorováni Slunce na hvězdárně ve Valašském Meziříčí
Milan Neubauer
Pozorování Slunce má ve V alašském M eziříčí již dlouholetou tradici. Po vy budování pozorovatelny Antonínem B allnerem v ro ce 1928 začalo se, mimo jin é, postupně i s pozorováním Slunce. Určovalo se relativn í číslo slun ečn í čin n osti a již ve třicátý ch letech se zasílalo do světového ce n tra v Curychu. Po vybudování n y n ější hlavní budovy lidové hvězdárny v ro ce 1955 bylo sy ste m atické pozorování Slunce prvním odborným úkolem v alašskom eziříčské hvěz dárny. N ejdříve se začalo pozorovat Slunce metodou p ro jek ce a určovalo se W olfovo relativn í číslo. To bylo jakým si počátkem , který dal základ k fo to g ra fickém u sledování sluneční fotosféry, jehož začátky byly svízelné, protože n e byla slunečn í fotokom ora. Bylo tedy nutno si ji zhotovit. První čá st sním ků sluneční foto sféry byla pořízena v období M ezinárodního g eofyzikálního roku (MGR), který probíhal od 1. červ ence 1957 do 31. pro sin ce 1958. Od 1. ledna 1959 navazovala M ezinárodní g eofyzikáln í spolupráce (M G S). Do těchto m ezinárodních ak cí byla zap ojen a i n aše hvězdárna. Sním ky byly pořizovány na fotografický deskový m ateriál Dia U 8,5 cm X 8,5 cm teh d ejší Fotochem y v H radci Králové. Slunečn í fotokom ora byla zhotovena doslova „na koleně**. Byla to vlastn ě bednička s okulárem opatřeným žlutým filtrem a je d noduchou, vlastním i silam i zhotovenou štěrbinovou závěrkou. Tato slun ečn í „ fo tokom ora “ byla upevněna na okulárový konec refrak to ru Zeiss E o průměru objektivu 130 mm a ohniskové vzdálenosti 1930 mm. Takto se tedy pořizovaly první sním ky slunečn í fotosféry o průměru 69 mm. V průběhu MGR bylo po řízeno 477 snímků. Tato prim itivní sluneční fotokom ora sloužila až do 22. září 1959 a bylo s ní pořízeno celkem 831 docela slušných sním ků sluneční fotosféry. Od 1. říjn a 1959 jsm e uvedli do provozu novou, v dílně hvězdárny vyrobenou, podstatně již vylepšenou slun ečn í fotokom oru. S novou fotokom orou jsm e fotografovali slu n eční fotosféru až do 29. července 1970. Bylo s ní pořízeno dalších 3174 sním ků. (F o to g rafick é sledování sluneční foto sféry, viz Říše hvězd 7/1970, str. 125—129.) Od 1. ledna 1964 probíhaly roky klidného Slun ce (M R K S). Rovněž do této ak ce byla n aše hvězdárna zapojena v oboru fotografování slu n ečn í fo to sféry. Od 29. července 1970 je v provozu Zeissova slu n ečn í fotokom ora, kterou se sním ku je celkově foto sféra. Komora je rovněž upevněna na okulárový konec refrak to ru Zeiss E; nutno však poznam enat, že tato fotokom ora není po m e ch an ick é strán ce právě n ejlép e zkonstruována. Přes to jsm e s ní do 31. červ ence 1980 pořídili již 2291 sním ků. Sečtem e-li, pak zjistím e, že doposud bylo na hvězdárně ve V alašském M eziříčí pořízeno celkem 6298 sním ků slu n ečn í fo to sféry.
V ro ce 1964 byla dokončena stavba budovy odborného pracoviště hvězdárny. Pro toto pracoviště byly postupně konstruovány nové p řístro je, jako zařízení pro restitu ci slu nečn ích skvrn, byl instalován lom ený věžový slun ečn í daleko hled s objektivem o prim ární ohniskové vzdálenosti 7030 mm a s heliostatem pro p ro jek ci slunečního obrazu na stín ítko nebo na restitu čn í zařízení (popis viz Říše hvězd 5/1972, str. 87—9 1 ), případně pro fotografování sluneční fotosféry. Máme zde i zařízení pro zpracovávání sním ků ja k fotosféry, ta k i pro tuberancí. V kopuli o průměru 6 m byla um ístěna p aralak tick á m ontáž Zeiss V II, na k teré jsou instalovány tři dalekohledy a jedna astrokom ora. Hlavním dalekohledem je re fra k to r s objektivem Zeiss AS o průměru 200 mm a ohniskové vzdálenosti 3000 mm. K tomuto dalekohledu byla v dílnách hvěz dárny zhotovena fotokom ora pro fo to g rafick é sledováni aktiv ních cen ter ve sluneční fotosféře. Pom oci p ro jek čn í optiky dostávám e výsledný (sekundární) obraz Slunce o průměru 250 mm s rozlišovací schopností asi 0,6". Fotografuje se však na kinofilm ové políčko, tj. na plochu 24 m m X 36 mm. Pravidelné foto g rafick é sledováni aktivních cen ter slu n ečn í foto sféry bylo zah ájen o 4. května 1979. Od 1. srpna 1979 do 28. února 1981 jsm e zapojeni prostřednictvím Astro nom ického ústavu SAV v T atran ské Lom nici do ak ce SMY (S o la r Maximum Year — Rok m axim a slu neční čin n o sti). Do 31. července 1980 bylo získáno již 27 sérií po 35 sním cích aktivních ce n te r slu n ečn í fotosféry. Druhým dalekohledem je již dříve zm íněný re fra k to r Zeiss E o průměru o b jek tivu 130 mm a ohniskové vzdálenosti 1930 mm, kterým se sním kuje celkově fotosféra. Třetí dalekohled je protuberanční koronograf o průměru objektivu 150 mm a ohniskové vzdálenosti 1950 mm se Šolcovým m onochrom átorem po čáru Ha (656,3 nm) s pološířkou 0,5 nm, tep lotn ě laděným pomocí citlivého term ostatu. Pravidelná fo to g rafick á sledování protuberancí jsm e z a h á jili 15. června 1970 a do 31. července 1980 jsm e pořídili 27 sérií po 35 sním cích detailů vývoje protuberancí. V loňském ro ce pozorovatelskou p ráci v oboru Slun ce značně usnadnila nově zhotovená zvedací podlaha v kopuli. Napozorovaný m ateriál získávaný při fotografování Slunce se používá k v la st ním pracím , jak o např. k prom ěřování poloh i ploch skvrn, vyčíslování re la tivních i absolutních pohybů skvrn na slunečním disku, zjišťování změn a ry ch lo stí pohybů plazmy mimo sluneční kotouč, k závěrečným či diplomním pra cím absolventů střed ních a vysokých škol, k odborným a vědeckým pracím astronom ických ústavů a něk terý ch hvězdáren. Přímého pozorování Slunce i vlastních výsledků na tomto úseku se využívá ve vzdělávací práci s veřejností, pro doplňkovou výuku škol a pro exkurse, které hvězdárnu navštěvují převážně v denní době. Při tom se zdůrazňuje nezbytnost Slunce pro vznik života na Zemi, důsledky vlivů sluneční čin n o sti na změny v zem ském m agnetickém poli, na ovzduší a na biosféru, tedy i na člověka. V roce 1964 zhodnotilo m inisterstvo školství a kultury za spolupráce Čs. astro nom ické sp olečnosti při ČSAV a vědeckých pracovníků astronom ických ústavů dosavadní odborné práce lidových hvězdáren a celo stá tn í odborný úkol v oboru Slunce přidělilo hvězdárně ve V alašském M eziříčí (viz Říše hvězd 11/1964, str. 206). Na základě doporučení poradního sboru pro lidové hvězdárny a s přihléd nutím k dosavadním výsledkům odborné a výchovné práce potvrdilo m in ister stvo kultury a inform ací svým přípisem z 5. listopadu 1968 celo stá tn í odborně výzkumný úkol v oboru vizuálního a foto grafickéh o sledování Slunce hvěz dárně ve V alašském M eziříčí. Znam ená to, že n aše hvězdárna již 15 le t orga nizuje vizuální a fo to g rafick é sledováni Slun ce — n eje n v ČSR, ale i v celé ČSSR. Ke spolupráci n a tomto celostátním úkolu se doposud p řih lásilo 33 pozoro vacích stan ic. Z toho 5 p řihlášen ých sta n ic se do dnešního dne spolupráce n e zú častnilo; 24 pozorovacích stan ic na území ČSSR (z toho 9 z ČSR a 15 ze SSR ) se zabývalo zakreslováním nebo vizuálním pozorováním Slunce a za 15 let pořídilo 22 189 pozorování, což představuje v průměru 1479 pozorování za rok a 925 pozorování v průměru na jednu sta n ici. Celkem 14 pozorovacích sta nic na území ČSSR (z toho 5 z ČSR a 9 ze SSR ) se zabývalo fotografickým
sledováním slun eční fotosféry a za 15 let pořídilo celkem 14 109 snímků. Před stavuje to v průměru 941 sním ků za rok a 1008 sním ků v průměru na jednu pozorovací stan ici. Deset pozorovacích stanic provádělo jak zakreslování Slun ce metodou p ro jek ce, tak i fotografování sluneční fotosféry. Slu n ečn í protuberance se fotografovaly do roku 1970 krom ě v A stronom ic kém ústavu ČSAV v O ndřejově jen na hvězdárnách v Praze a ve Valašském M eziříčí a od roku 1970 pouze na hvězdárně ve V alašském M eziříčí. Hlavní p ří činou je především nedostatek vhodného foto grafickéh o m ateriálu. S ta tistick á a evidenční zpracovávání pozorování ze všech sta n ic z ísk áv ají cích kresby a vizuální pozorování Slunce, provádí celý ch 15 le t spolupracovník n aší hvězdárny Ladislav Schm ied v Kunžaku. Výsledky se postupně publikují v časop isech Říše hvězd, K osm ické rozhledy a Bulletin pro pozorování Slunce. Za uplynulých 15 let bylo uspořádáno jed en áct celo státn ích tříd enních p rak tik pro pozorovatele Slunce. Hlavním účelem těch to praktik je p rak tick é pro vádění zakreslování skupin slu n ečn ích skvrn metodou p rojek ce, prom ěřování poloh slu n ečn ích skvrn pom ocí h elio g rafick ých sítí, prom ěřování ploch slu n eč n ích skvrn pom ocí polárního planim etru a foto g rafick é sledování slun ečn í fo to sféry. Pozorovatelé jsou též seznam ováni se zpracováváním negativů sluneční foto sféry pom ocí restitu čního zařízení, s pozorováním, případně i foto g rafo váním protuberancí a zpracováváním napozorovaného m ateriálu. Běžně se evidují všechna pozorování sluneční čin n osti v optickém i fo to g ra fickém oboru ze všech spolupracujících stan ic na území ČSSR. Výsledky se pak publikují v Bulletinu pro pozorování Slunce, který dostává každá pozorovací s ta n ice zdarm a. Za uplynulých 15 let bylo vydáno již dvacet číse l Bulletinu pro pozorování Slunce. Na pomoc pozorovacím stanicím se vydávají tiskopisy pro zakreslování Slunce, obálky pro archivaci negativů sluneční fotosféry, protokoly pro s le dování a zakreslování slu nečn ích skvrn, pro fo to g rafick é sledování sluneční foto sféry, protuberancí apod. Každá stan ice i každý pozorovatel Slunce se může kdykoliv obrátit n a hvězdárnu ve V alašském M eziříčí o radu nebo o m etodic kou pomoc v rám ci tohoto celostátn ího úkolu. Vedením celostátn ího odborně výzkumného úkolu v oboru vizuálního a fotografickéh o sledování Slunce je pověřen autor tohoto článku.
Žeň objevů 1980* | WGrygar Jedním z důsledků objevu kvasaru-gravitační čočky je další posílení názoru, že kvasary jsou v kosm ologických vzdálenostech, úm ěrných velik o sti je jic h em isního rudého posuvu. Sam otné vzdálenosti pak záv isejí na správném určení hodnoty H u b b leo v y k o n s ta n ty Ha. Dlouhodobý trend snižování konstanty (a t e dy zvětšování rozměrů i stá ří viditelné části vesm íru) se zhruba před dvěma lety zastavil a nyní se obrací. Na základě lum inozitní k la sifik a ce spirálních g a lax ií typu S b v blízkém okolí naší m ístní soustavy odvodili loni M. Stenning a F. H artw ick hodnotu Ha = [7 5 *1 5 } km s 1 Mpc'1. D. J. W estpfahl využil „prin cipu obvyklosti" a z předpokladu, že g alaxie M 31 a n aše M léčná dráha jsou ve vesm íru prům ěrné, stanovil hodnotu H0 = 75 80 (v těch že jed n o tk ách ). Tím se zk racu je vývojová šk á la vesmíru od velkého třesku a zejm én a se o ka mžik vzniku g alax ií přibližuje vlastním u velkém u třesku, tj. g alaxie a kvasary p očaly vznikat p atrně již něk o lik málo m iliónů le t po velkém třesku! B. I. Fesenko se podrobně zabýval nedávnými pracem i, jež se snaží dokázat b u ň k o v o u stru ktu ru sy stém ů g a la x ií (tzv. Abellovy nadkupy) a tvrdí, že jde o iluzi, způsobenou zanedbáním výběrových efektů. S tá le je tedy udržitelný názor, že na šk ále 100 Mpc je již vesm ír hom ogenní a izotropní. * Pokračování z č. 3—5,
Předpoklad o tzv. h ierarch ick é struktu ře vesmíru měl mimo jin é objasn it zná mý O lbersův p a r a d o x (proč je v n o ci tm a?) pro n ekonečný vesmír. Loňská stať E. R. H arrisona ukázala, že astronom ové celý problém zbytečně zkom plikovali a navíc, že je zde i řada h isto rický ch n ep řesn ostí. Prvním, kdo si tzv. paradox uvědomil, nebyl totiž nikdo m enší než Jan K epler; ve svém spise D issertatio cum Nuntio Sidereo, který vyšel v Praze v r. 1610, napsal: „ Je-li toto pravda a jestliže existu jí slunce, která m ají touž povahu jako n aše Slunce, tážem e se, proč tato slunce ve svém úhrnu daleko n ep řek on ají naše Slunce, pokud jde 0 ja sn o st? " K epler sám řešil paradox tím, že zavrhl předpoklad o nekonečném oceánu hvězd. Domníval se, že hvězdný vesm ír je konečný a má „kosm ický o k ra j“. Pak přirozeně paradox nevzniká. K epler považoval tento argum ent za hlavní důkaz k onečn osti hvězdného vesmíru. Je pravděpodobné, že téhož pa radoxu si byl vědom i Newton, ale ten se víc trápil jeho gravitačn í analogií: v nekonečném vesmíru působí na každý objek t neu rčitě v elká g ravitačn í síla. Tento paradox řešil Newton předpokladem , že vesm ír je dokonale homogenní a síly z opačného směru se vždy přesně ruší. Paradox s tem notou nočního nebe si uvědomoval další velký astronom po čátku 18. stol., E. H alley. Jeho vysvětlení bylo však i z hled iska teh d ejší vědy naprosto chybné a je spíše s podivem, že chybu zprvu nikdo (an i sám Newton] neodhalil. Paradox dále zkoumal J. P. de Chéseaux v r. 1744 a vysvětloval jej absorpcí hvězdného světla v h yp otetické mezihvězdné tekutině. Týž argument použil r. 1823 k odstranění paradoxu H. Olbers, a po něm dostal paradox (p a radoxně) své jm éno. V r. 1848 poukázal J. H erschel na to, že Chéseauxovo 1 Olbersovo řešen í je chybné: A bsorbující lá tk a se během k rátk é doby zah řeje a bude vysílat ste jn é množství záření, ja k é pohlcuje. H erschel sám navrhl již zm íněné h ierarch ick é řešení, jež počátkem tohoto století rozpracoval zejm éna C. C harlier. Podle toho se vesm ír sk lád á z nekonečn éh o počtu do sebe vnoře ných „vesm írů" s postupně k le s a jící střední hustotou. Takové řešen í paradoxu je z filozofického h led iska velmi neuspokojivé, vesm ír má privilegovaný střed a je zcela anizotropní v každé prostorové šk á le a sam ozřejm ě je i v rozporu s pozorováním viditelné části vesmíru. Prof. H arrison ukázal, že z hlediska obsahu energie ve vesmíru je paradox z ce la nepochopitelný. Kdybychom totiž n akrásně veškerou hmotu vesmíru zm ěnili v zářen í an ih ilací, dostanem e tepelné záření o tep lotě n ějak ý ch 20 K, tedy žádný „o slep u jící ja s “. Aby obloha byla skutečně „oslnivě ja sn á “, musel by být vesm ír 1013krát hustší než je dnes (ta kový stav existoval v éře záření v prvních tisíc ile tíc h po velkém třesk u ). A tu se už blížím e ke správnému výkladu. N edostatečný obsah en ergie souvisí s tím, že hlavním i producenty energie ve vesmíru jsou hvězdy, je jic h hlavním zdrojem energie je term onukleární reak ce a ta je časově om ezena na dobu nejvýš 1010 le t (pro hvězdy slunečního typu, jich ž je asi ve vesm íru v ětšin a ). Výpočty pak rych le ukáží, že k tomu, aby n astal „Keplerův paradox", m usely by hvězdy v průměru zářit aspoň 1023 let, a to je vyloučeno dokonce i v případě, kdyby navzdory vší m oderní fyzice hvězdy zářily díky a n ih ilaci své hmoty. K onečná odpověď tedy zní, že ani v nekon ečn ém homogenním vesmíru plném hvězd nedochází k e Keplerově paradoxu, poněvadž životní doba hvězd je příliš k rátk á ve srovnání se současnou „m ezí dohlednosti". Obvykle uváděné vysvět lení, že díky expandujícím u vesmíru je světlo vzdálených hvězd vžhledem k ru dému posuvu zeslabeno tak, že paradox n enastává, je tedy přinejm enším nad bytečné. Paradox by n en astal ani ve statick ém vesmíru! N ejkouzelnější na ce lé zam otané h isto rii je sku tečn ost, že správné řešení problému bylo známo již od poloviny m inulého století a zasloužil se o ně n i koliv astronom nebo fyzik, ale básník E. A. Poe. Ve svém e s e ji „H euréka" z roku 1848 správně uvedl, že obloha není v noci ja sn á proto, že „vzdálenost nevidi telného pozadí je tak nesm írná, že žádný paprsek z té dálky nás dosud nemohl d ostihnout". Snad je skoro sym bolické, že k tomuto nečekaném u rozuzlení (a správné řešen í bylo plně v n ašich silách již před více než 60 lety, když E in stein u veřejnil svůj vztah E = m c 2!) došlo právě v roce, kdy jsm e vzpomínali 350. výročí Keplerova úmrtí. Obecnou otázkou d é lk y p la tn o s ti fy z ik á ln íc h z á k o n ů ve vesmíru se zabývali
A. Tubbs a A. W olfe. Jelik ož rudé posuvy kvasarů, odvozené z optických a rá diových ča r navzájem dobře souhlasí, svědčí to podle autorů o globální inva ria n ci fy zikáln ích zákonů nejm én ě od času — 0,95 tQ, kde ta je časový interval uplynulý od velkého třesku do současnosti. Co se d ěje v bezprostředním okolí singu larity, je předm ětem dohadů. Zajímavou práci u veřejn ili J. Beken stein a A. M eisels, k teří n a šli třídu vesm írných modelů, k terá nem á singularitu. Za tuto „výhodu" je ovšem třeba zap latit, a to předpokladem o prom ěnnosti klidové hm otnosti částic. Jedním z důsledků m oderní verze teo rie velkého třesku by m ěla být podle S. H aw kinga e x is t e n c e p rv o tn íc h č e r n ý c h d ě r , jež se postupně díky kvantově-m echanickým efektům „vypařují" a nakon ec explodují. Jak znám o, m inim ál ní hm otnost prvotních černý ch děr, jež mohly přežít do současn osti, je řádu 1012 tun. Lavinovitý vzrůst záření v posledním zlomku sekundy vypařování ta kové m iniaturní čern é díry se projeví především jako záblesk záření gama v pásmu kolem 10 MeV. Právě takové záblesky h led ali in d ičtí astrofyzikové P. Bhat a j. pom ocí scin tila čn ích detektorů um ístěných na hoře Ootacamund ve výši 2200 m n. m. N egativní výsledek pokusu, jenž probíhal po dobu půl druhého roku v letech 1977— 79 naznaču je, že m iniaturních čern ých děr vybuchuje m éně než 2,7.103 na krychlový parsek za rok. Je to zatím n ejo střejší horní mez pro počet prvotních černých děr. O vyhlídkách na zaznam enání jiného předvídaného, ale dosud n ep ozorrv á ného efektu gravitačního kolapsu, tj. na zach ycen í g r a v ita č n íc h v ln , referovali V. B rag in sk ij aj. Podle je jic h názoru budou m ít g ravitačn í antény příští g e n erace hm otnost kolem 100 kg a budou schopny registrovat vibrace s am pli tudou 1 0 21 m etrů! I P okračov án í 1
Co n o v é h o v astronomii K ZÁKRYTU HVĚZDY PLANETKOU W IN CH ESTER
Na výzvu v ŘH 2/1981 (s tr. 32) k pozorová ní m ožného zákrytu hvězdy AGK3 + 1 4 °1 3 8 6 planetkou W in ch ester (747) proběhlo 2. dub na t. r. na P etřín sk é hvězdárně příslušné pozorování s negativním výsledkem . Přesný výpočet zákrytu provedl K. Sand ler. Výpo č e t dával velm i malou nad ěji, že u nás do jd e k zákrytu. K průběhu vlastního pozoro vání můžeme dodat n ásled u jící info rm ace: Vzduch byl velm i klidný, slabý opar. N ejvětším p řístro jem hvězdárny (re fl. 350/3300 mm ) bylo možné sledovat pohyb planetky do doby a si 20 minut před očekávaným zá krytem . Hvězdu pozorovali nep řetržitě od 0 h39m do 0 h53m světového času J. Fied lerová (200/1370 m m ), J. M ánek (180/3430 mm) a V. Přibyl (350/3300 m m ). Časovou službu z ajišťov al autor. P etr M udra O zákrytu hvězdy SAO 100625 planetkou W in ch ester jsem se dozvěděl na schůzce KAA v Plzni a z Říše hvězd. Po nezbytné přípravě pozorování za pomoci Bečvářova A tlasu E clitic a lis 1950.0 a příslušného k a ta logu jsem v noci z 1. na 2. dubna 1981 pro vedl pozorování.
Pozorovací stanoviště jsem m ěl v Plzni (A = 1 3°22'28", 9 = 49°44'43", h = 350m ). Použil jsem p řístro je Som et B in ar 2 5 X 1 0 0 . Vybranou oblast jsem začal pozorovat ve 23h 23m SČ. Přibližně hodinu jsem ji sled o val a porovnával s připravenou mapkou. Z té jsem stanovil, že n e jsla b ší o bjekty d o stupné pro použitý p řístro j v d aných pod m ínkách byly 9m. Od 0 h 25m SČ jsem pozoroval n ep řetržitě do lh 00“ SČ. Ke svému zklam án í jsem zá kryt nezaznam enal. V ýsledek pozorování je tedy negativní, ale podle toho, co jsem se o úkazu dozvěděl, i to má určitou hodnotu. Jak o zajím avost mohu uvést, že v průbě hu pozorování, ve 23h 27™ SČ p rolétl zorným polem dalekohledu pom ěrně jasn ý m eteor s rad iantem v souhvězdí Hada v okolí hvěz dy /S Ser. K a r e l H alíř ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLO V BŘEZNU 1981
D en 1. 6. 11. 16. 21. 26. 31.
III. III. III. III. III. III. III.
UT1—UTC — 0,3339s —0,3485 — 0,3631 — 0,3771 —0,3906 — 0,4029 —0,4144
UT2— UTC —0,3299s —0,3431 —0,3562 —0,3685 — 0,3802 —0,3906 — 0,4005
V ysvětlení k tabu lce viz ŘH 62, 18; 1/1981. V. P t á č e k
K o p u le d v o jit é h o š ir o k o ú h lé h o Z eisso v a a s tr o g r a fu s e r v a to ř e U k r a jin s k é a k a d e m ie v ěd v K y jev ě.
H lavní
a s tr o n o m ic k é
ob
Z eissů v d v o jitý š ir o k o ú h lý a s tr o g r a f 40 cm , f = 200 c m / H lavn í a s tr o n o m ic k é o b s e r v a t o ř e A k a d e m ie v ěd SSSR v K y jev ě.
R e fle k t o r AZT-2 o prů m ěru 70 cm a o h n is k o v é v z d á le n o s ti 313 cm H lavni a s t r o n o m ic k é o b s e r v a t o ř e A k a d e m ie v ěd SSSR v K y jev ě.
R estitu čn í z a říz en í p r o z p r a c o v á v á n í c e lk o v ý c h sn ím k ů slu n e čn í fo t o s fé r y v l a b o r a to ř i h v ěz d á rn y v e V a la š s k é m M eziříčí. (K č lá n k u n a str. 116— 118.)
V č. 4/1981 (str. 81) jsm e přinesli zprá vu o nové kom etě 1980s objevené M. Lovasem a otiskli předběžné elem enty je jí p arabo lic ké dráhy. Další pozorování však ukázala, že jde o novou krátkoperiodickou kom etu s oběžnou dobou 9,067 roků. Uvádíme nové elem enty elip tick é dráhy podle výpočtu B. G. M arsdena, které se značně liší od původ ních: T = 1930 IX. 3,5584 EČ
w
=
a
= =
i q = e = a =
725172?
|
342,3553° >1950,0 12,2807° I 1,674686 AU 0,614862 4,348271 AU'
DEFINITIVNÍ RELATIVNÍ ČÍSLA V ROCE 1980
NOVA V SOUHVĚZDÍ JIŽN l KORUNY
Japonský astronom M. Honda objevil dne 2. dubna novu v souhvězdí Jižní koruny. Měla vizuální jasn o st 7m a polohu (1950,0) a
=
18h35,5ra
S =
V cirk u láři B ritské astronom ick é sp o leč nosti č. 616 byla publikována zpráva, že v Y orkshire bylo 31. března t. r. kolem 23h SEČ pozorováno během 20 minut 12 velmi jasn ý ch m eteorů. Protože by m ohlo jít o no vý m eteorický ro j, žádám e naše pozorovate le m eteorů — pokud v noci z 31. března na 1. dubna t. r. pozorovali — o sdělení, zda zjistili zvýšenou m eteorickou činnost, příp. o d alší podrobnější úd aje ( poloha radiantu, frek v en ce a td .). J. B.
—3 7°35'
V n ásled u jící tabulce uvádíme definitivní relativ n í č ísla pro jed no tliv é dny roku 1980 podle řed itele Spolkové hvězdárny v Curychu dr. A. Zelenky. Prům ěrné relativ ní číslo m inulého roku bylo 154,6, tedy je n nepatrně nižší než v ro ce 1979, kdy dosáhlo hodnoty 155,4 (viz ŘH 61.196; 9/1980).
Den
I.
II.
III.
IV.
V.
VI.
VII.
VIII.
IX.
X.
XI.
XII.
1 2 3 4 5
153 158 148 160 184
195 178 185 182 178
181 168 151 136 130
168 145 133 123 154
121 149 140 166 192
152 124 128 141 150
101 108 97 85 96
78 63 65 65 53
208 226 232 233 188
151 135 139 121 96
188 218 204 217 201
171 176 152 146 131
6 7 8 9 10
207 212 221 249 219
209 220 203 172 140
132 120 101 103 69
179 194 199 229 214
145 147 157 168 144
131 149 150 164 177
72 64 90 125 130
179 136 140 108 119
116 135 173 186 235
196 175 201 158 158
126 108 124 117 145
11 12 13 14 15
245 210 181 178 146
148 128 131 140 159
67 70 71 68 52
245 251 252 203 182
142 143 150 166 148
172 166 161 136 129
87 98 105 128 161
181 174 172 193 192
125 128 133 100 83
260 256 213 232 224
144 120 103 108 105
148 178 185 213 217
16 17 18 19 20
166 145 130 118 115
163 132 122 129 125
36 67 63 119 108
154 126 127 134 164
148 173 215 218 230
134 129 146 166 179
198 211 241 220 227
196 190 195 185 179
98 93 114 137 150
202 158 142 137 167
112 109 113 125 112
237 198 183 166 171
21 22 23 24 25
121 123 124 120 107
114 99 100 116 121
105 130 149 175 176
143 122 95 112 133
233 244 246 256 229
191 196 190 193 179
229 201 184 155 151
152 139 154 122 109
134 147 158 178 168
155 164 140 127 118
107 119 112 128 127
170 178 177 191 200
26 27 28 29 30 31
127 120 130 122 145 164
152 175 197 181
191 205 221 191 182 174
159 150 149 145 138
220 223 190 185 150 138
166 185 188 149 97
138 117 127 118 108 81
101 98 124 158 184 194
209 231 181 166 149
119 134 136 173 184 178
140 168 167 148 153
208 206 206 208 187 182
Průměr
159,6
155,0
126,2
164,1
179,9
157,3
136,3
135,4
155,0
164,7
147,9
174,4
98 97' 87 84 86
NOVÉ ELEM EN TY DRÁHY KOMETY 1980u
V č ísle 4 (str. 81) jsm e přinesli zprávu o objevu kom ety P anther 1980u a otiskli předběžné elem enty je jí dráhy. Z 12 pozoro vání získaných mezi 27. prosincem 1980 a 8. lednem 1981 počítal novou dráhu kom e ty D. W. G reen; jeh o elem enty se poněkud liší od původních předběžných, k teré počítal B. G. M arsden: T (o Q i q
= = = = =
1981 1. 26,8961 EC 105,1552° ) 331,3119° } 1950.0 82.7360° I 1,664631 AU
Greenova parabolická dráha vyhovuje po zorováním v m ezích 2". Kometa se vzdaluje ja k od Slu nce, tak i od Země. Počátkem kv ět na byla vzdálena od Slu nce i od Země asi 2 AU a je jí vypočtená jasn o st byla kolem 10m. Podle vizuálních pozorování G. S. Keitch e došlo k zjasn ěn í kom ety z 8,8m na 8,4™ v době mezi 27. prosincem 1980 a 13. led nem 1981; kóma měla průměr asi 6' a ohon byl pozorován v pozičních úhlech 0 °—20°. BAAC 615 f B ) KOMETA
BUS 1981b
Na negativu, který exponoval 2. března K. S. Russell 1.2m Schm idtovou komorou ob servato ře Siding Spring (Nový Jižní W ales) objevil S. J. Bus novou kometu. V době ob jevu byla v západní části souhvězdí Panny velm i blízko rovníku a ek lip tik y ; jev ila se ja k o ob jekt 17,5m s cen tráln í kondenzací a slabým ohonem dlouhým asi 20". KC 275 I B ) PULSAR SLOŽKOU DVOJHVĚZDY
DLOUHOPERIODICKÉ
Zhruba ze 300 doposud nalezených pu lsa rů byl až do sou časné doby znám ý pouze jed en ja k o č le n dvojhvězdného systém u. Dostal o značení PSR 1913 + 16. Sku tečnost, že jsm e věděli pouze o jednom jediném pulsaru, je n ž je složkou dvojhvězdy, byla velm i podivná. Z výpočtů je zřejm é, že vý buch supernovy by m ělo „p řežít" takových systém ů v íce. Doba, za niž se pulsy d osta nou až k Zemi, je siln ě závislá na o rb itál ním pohybu pulsarů. Přím á m ěření period pulsů však vyloučila u 85 těch to tě le s or bitáln í pohyb, a to znam ená, že u rčitě n e jsou člen y dvojhvězdného systém u. R. N. M anchester, L. M. Newton, D. J. Cook a A. G. Lyne zkoum ali od února 1978 až do srpna 1979 pomocí 64m antény d al š ích 125 pulsarů. U jednoho z nich, ozna čen éh o PSR 0820 + 02, byla zjištěn a sy ste m aticky se o p aku jící perioda (Ap. J. 236, L25, 1980). R elativní změna periody kolísá mezi — 5,5 . 1 0 “ 13 a + 5 , 5 . 1 0 -13 v průběhu dvou let. V lastn í perioda s nam ěřenou hod notou 0,884 s je pro pulsary zcela běžnou.
V ariace periody však značí, že pulsar je členem dlouhoperiodické dvojhvězdy. Vý počty modelů za předpokladu kruhové oběžné dráhy, je ž je skloněna proti směru pozorování o 30°, udávají pro systém n á sled u jící param etry: p ro jek ce velké polo osy obnáší (1,2=*Q,3) . 10® km ; oběžná doba čin í 1 7 1 0 *1 6 0 dní. Při předpokládané hm ot nosti pulsaru 1 Slu n ce vychází hm otnost průvodce 0,85 Slu n ce. V zdálenost systém u autoři odhadují na 900 pc. C h arakteristické param etry nově ob jev e ného pulsaru se značně odlišují od výše již zm íněného, dříve znám ého PSR 1913 + 16, je hož oběžná doba čin í pouze 7,7 h a dráha je velm i výstředná (e = 0,6 2 ). Doposud však odborníci nemohou rozhodnout, zda oba nyní znám é dvojhvězdné systém y vznik ly stejn ým anebo alespoň podobným způ sobem. SuW 19, 212, 1980 (H . N .) 60 LET VÝZKUMU ZÁKRYTOVÝCH PROMĚNNÝCH V KRAKOVE
Č eskoslovenští p ozorovatelé těsn ých zá krytových dvojhvězd udržují mnoho le t přá telskou sp o lu p ráci s krakovským astro n o mickým cen trem Jag ellon sk é univerzity, k te ré se již 60 le t zabývá system atickým výzkumem těch to hvězd. Při zavádění pro gram u zákrytových prom ěnných poskytl nám před 25 lety doc. dr. Kazim ierz Kordylew ski m noho foto m etrick ý ch podkladů pro zhotovení m apek o k o lí pozorovaných hvězd a dokonce se osobně zú častn il n a šich prom ěnářských expedic a pom áhal při výcviku pozorovatelů. Proto si připom eňm e aspoň n ěk olik a úd a ji velikou soustavnou p ráci započatou v r. 1920 p rofesorem Tadeuszem B anachiew iezem skrom ným i p rostřed ky, refrak to rem 0 11,6 cm a h ledačem kom et 0 13,4 cm. V r. 1922 vyšly v dodatku krakov sk é a stro nom ické ro čen k y první efem eridy minim zákrytových prom ěnných hvězd, k te ré s tá le v y ch ázejí a jsou ned oceniteln ou in fo r m ací pro pozorovatele. Po něk olik d eseti le tí do r. 1978 byl je jic h autorem doc. Kordylew ski. Od roku 1925 byly v polském č a sopise A cta A stronom ica publikovány také výsledky pozorování (okam žiky minim a křivky ja s n o s tí). V r. 1927 vypracoval Kordylew ski novou m etodu red u k cí pozorová ní a u rčov ání okam žiků minim pro sym et rick é křivky ja sn o sti s použitím pauzova cíh o papíru, která se o becn ě používá do dnes k vyhodnocování v izu álních pozoro vání. Metoda byla publikována v p ráci R. Szafran ieco v é v r. 1948. V třicá tý ch le te ch získ ala krakov sk á ob serv ato ř postupně nové v ětší p řístro je : r e frak to ry o prům ěrech o bjektiv ů 20,3 a 20 cm a dvojitý astro g ra f s objektiv y 0 12 cm, takže bylo možno ro zšířit pozorovací program do 12m a pod statně zvětšit m nož ství pozorování. R. S zafran ieco v á z p raco
vala výsledky pozorování z let 1920 až 1950, které vyšly ve čty řech sv azcích v le tech 1959 až 1963. O bsahují 110 230 od ha dů ja sn o stí 429 hvězd v 50 souhvězdích. Z 22 pozorovatelů jsou na prvních m ístech Kordylew ski, který napozoroval celou č tv r tinu a S zafran iecov á se 14 % získaných vý sledků. V r. 1958 pověřila IAU krakovské centrum celosvětovou koord inací studia zá krytových prom ěnných hvězd. Od r. 1948, kdy byl nam ontován na 20cm Grubbův re frak to r fo to ele k trick ý fotom etr, provádí observatoř fo to ele k trick á pozoro vání. D esítka pozorovatelů p o k raču je však do d nešních dnů ve vizuálním sledování zákrytových prom ěnných. S rozšířením po zorov acích metod zp estřila se ta k é p ro ble m atika výzkumu. Jsou získávány fo to m etrické křivky k u rče n í elem entů vybraných soustav, jsou studovány tak é vývojové otáz ky těsných dvojhvězd, do pozorovacího program u byly zařazeny n ěk teré hvězdy ty pu RR Lyrae. Zpracování výsledků je pro váděno t na sam očinném p o čítači. Výsledky se pu bliku jí v A cta A stronom ica, E clip sing B in aries C ircular, v budapešťském In fo r m ation B ulletin IAU kom ise 27 a d alších vědeckých časop isech. K rakovské centrum vybudovalo bohatý arch iv pozorovacích výsledků a dat o zá krytových prom ěnných. E fem eridy se po č íta jí na sam očinném p o čítači. V r. 1964 byla uvedena v čin n o st pozorovací sta n ic e Fo rt S k ala v polských Beskydách, vybave ná v r. 1973 50cm Cassegrainovým re fle k to rem pro vícebarevnou fotom etrii. Studium těsných zákrytových soustav bu de je š tě dlouho zdrojem in form ací k po znání řady důležitých fyzikálních pochodů hvězdného vývoje. K rakovská p ráce má na tom to úseku veliký význam. O. O bů rka
Z l i d o v ý c h hv ězdár en a astronomických k r ou ž k ů ČTVRTSTOLETÍ EXPED IC
m e t e o r ic k ý c h
Popsaná m etoda byla použita i později, av šak s poněkud odlišným cílem , a proto o ní bude pojednáno níže. Na přelom u 50. a 60. let se m ěn ila také organizační k o n cep ce exped ic. Původní m yš len k a v ycházela z představy o m axim álním sou středění sil a pozorovatelů. Na exped icích (c e lo stá tn íc h ) v le te c h 1957— 1960 probíhalo proto sou časně n ěk o lik m eteo rick ý ch p rog ra mů a je š tě v ro ce 1961 dva. Avšak n av íc se v r. 1957 a 1960 ú ča stn ili expedice 1 pozoro v atelé z jin ý ch oborů astronom ie. P očet ú č a st níků se někdy blížil stu. Takové exped ice si vyžadovaly v elkých nákladů, což bylo umož
něno p a rticip a cí in stitu cí, k te ré disponovaly potřebným i fin an čn ím i prostředky. Například v ro ce 1960 byl spolu pořad atelem Osvětový ústav v B ratislav ě, k terý dal k dispozici auto bus n a denní přepravu pozorovatelů z tábora v P iešťan ech na pozorovací stan o viště v Povážském Inovci. V důsledku toho však pozo rov atelé m useli denně absolvovat přednášky na různá — někdy i n eastro n om ická — té m ata, což vedlo k je jic h přetížení. Na druhé stra n ě se nem useli s ta ra t o přísun a přípravu potravin, což s e sta lo sp ecifick ý m rysem exped ic od roku 1966. Od zm íněné k o n cep ce exped ic bylo upuš těno p o čín a je rokem 1962, m j. proto, že n e bylo m ožné zabezpečit sou časn é zpracování m ateriálů z to lik a program ů; od té doby pro bíhal vždy je n jed en program . Dalším druhem telesk o p ick éh o pozorování bylo souběžné pozorování různým i typy pří stro jů a to s různým i c íly : prozkoum at prů běh záv islo sti počtů m eteorů na hvězdné ve lik o sti v různých in terv alech m agnitud, z jiš těn í p řístro jo vý ch a fy zio log ick ý ch jevů ap. V různých obm ěnách se tato pozorování ko nala od r. 1956 do r. 1961, později v r. 1965 a naposled y v r. 1971 (K am enná búda, okres T re n č ín ), kdy šlo především o z jiště n í fyzio lo g ick ý ch jevů, z k re slu jících úd aje o m eteo rech . V celk u byl ten to program zdařilý. V elkým průlom em do dosavadní praxe byl pokus o souběžná pozorování o p tick á a radioe le k tric k á s cílem z jis tit vztah mezi o p tic kým (sv ěteln ý m ) jevem a rad ioelektrickým jev em (trv áním a am plitudou radarové ozvě n y ). Tento vztah byl z c ela neznám ý pro t e le sk o p ick é m eteory. Pokus byl proveden po prvé v r. 1962 (O n d řejo v ), byly však nalezeny sp o lečn é záznam y je n pro vizuální m eteory a rad arové ozvěny. Pokus byl opakován v r. 1968 (O ndřejov — P rů h on ice), norm ální průběh exped ice však byl přerušen 21. srpna. Kladným výsledkem obou pokusů bylo nové zhod nocení použitých m etod pozorování a s ta novení je š tě lep ší m etody, k te rá umožnila určování vzdálenosti m eteorů a optim álně vy užila v yzařovací ch a ra k te ristik y radaru a č in nosti rojů . Byla použita v r. 1972 (O ndřejov — Rápošov) a v r. 1973 (O ndřejov — Chvojná). Tyto exp ed ice se s e tk a ly se zd arem ; lze mít za to, že jso u n ejlep ším i akcem i am atérů v poválečném období, pokud jd e o dosažený cíl. Značně odchylný program byl zvolen v ro ce 1963 (B ezo v ec) a v r. 1980 (poblíž Poníků, o k res B. B y s tr ic a ); cílem bylo získání m ate riálu pro u rčen í barevných indexů te le sk o p ic ký ch m eteorů. Pozorováno bylo jed n ak v in tegráln ím sv ětle, jed n ak přes barevné filtry : v r. 1963 bylo použito m odrých a červených širokopásm ových filtrů , k te ré však m ěly m a lou propustnost, takže získ an ý m ateriál byl m alý; v r. 1980 bylo použito m odrých in te r fe re n č n ích filtrů s v ětší propustností. Obě exp ed ice byly č á ste č n ě úspěšné. ( P o k r a č o v á n í)
M iroslav S u lc
Základy astrofyziky pro z a č á t e č n í k y O ROVNICI PŘENOSU I. CO A JAK M EŘÍM E*
Ještě několik slov o tom, jak se měří ono mystické „množství energie" záření. Protože jsm e světlo pořád omezovali — nejprve ploš kou S , potom kuželem Q, nakonec šířkou spektrálního pásma Av — zbude ho jen velice málo, tak málo, že jeho množství budeme měřit bud fotografickou deskou (popř. fil mem) nebo dokonce fotonásobičem. Fotonásobíč počítá jednotlivé fotony, takže určení Ij je zde velmi jednoduché, nesmíme jen za pomenout, že počet cvaknutí fotonásobiče neurčuje (N ), tedy střední počet fotonů v jednom fotonovém stavu, ale počet všech fotonů ve vš e c h fotonových stavech daného spektrálního pásma a daného kužele směrů. Také fotografická emulze počítá jednotlivé fotony, neboť každým pohlcením fotonu se vytvoří jedno zrno, ovšem závislost zčernání emulze na počtu pohlcených fotonů je již složitější. V jistém rozmezí je zčernání úměr né logaritmu počtu pohlcených fotonů, ale přesná závislost (zvaná ch a r a k te r is tic k á k řiv k a em u lz e], které je třeba při vyhodnocování spektrogramů, bývá dodávána výrobci foto grafického materiálu. * Pokračováni z č. 5.
PANNA
Souhvězdí' severní o b l o h y GC 18945 19168 19244 19311 19816 19884 19975 20115 20253 20539 20949 20979 21019 21342 |
N ázeu 93 r 98 X 99 i 100 X 107 /» 109 9 ai 16 20 a 27 (3 38 r 39 v 40 T 46
Vir Vir Vir Vir Vir Vir Lib Lib Lib Lib Lib Lib Lib Lib
m 4,26 4,21 4,09 4,52 3,88 3,73 2,75 4,49 3,27 2,61 3,91 3,57 3,65 4,16
a ( 1975,0) 14hOO,4m 14 11,6 14 14,7 14 17,8 14 41,7 14 45,0 14 49,5 14 55,9 15 02,6 15 15,7 15 34,1 15 35,5 15 37,5 15 52,4
Na závěr ještě slůvko varování. Mluvíme-li 0 frekvencí nějakého periodického děje (např. rovnoměrného pohybu bodu po kružnici), myslíme tím v praxi číslo (rovné převrácené hodnotě periody), udávající kolikrát za 1 s se bude děj opakovat (např. kolikrát za 1 s oběhne bod kružnici. Stejn ě tak frekvenci světla, kterou jsme zde označovali písmenem v, definujeme jako l/perioda. Ve fyzice je však z mnoha důvodů vhodnější používat tzv. úhlové frekvence (někdy též úhlové rych losti), které např. u bodu pohybujícího se po kružnici udává, kolik radiánů za 1 s bod ura zil; tato veličina se obvykle označuje písme nem oi. Protože jeden oběh kružnice má 2r. radiánů, je mezi nimi vztah to = 2jr». Veličina o> se běžně nazývá zkrátka frekvence, a to může vést k mnohým nedorozuměním. Ob vykle od sebe obě veličiny rozeznáme podle jejich symbolů (v a to ), jinak si pamatujme, že v dnešní fyzice se téměř vždy užívá úhlové frekvence co a nikoliv ». Naproti tomu v astro fyzice je stále ještě běžnější v a proto jsem ho také použil zde. Energie fotonu je,7zv, kde h = 6,6237.10- 34 Js je původní („ sta rá ") Planckova konstanta; v dnešní fyzice se však pod pojmem Planckova konstanta rozumí té měř výlučně h = h/Zx = 1,054.10-34 j s (ozna čuje se přeškrtnutým h ) , ta k ž e hv = hw. V astrofyzice se ještě většinou používá stará konstanta h. Převádíme-li vzorce uvedené na hoře z frekvence » na to, nesmíme zapome nout, že např. uvAv = u^Ato je energie záření s frekvencemi ležícími v pásmu šířky Ato = = 2zA v (totéž pásmo má různou šířku, podle toho v jakých jednotkách ho m ěřím e), a tedy u-j = Martin M ach á ček
VÁHY,
(čá st), Virgo
Libra
M(or) (10-<)s
á(I975,0)
+1 0 —1 —1 +7 —8 —7 —7 —5 —7 +4 —1 —1 +7
+ 1°40' —10 09 —5 53 —13 15 —5 33 + 2 00 —15 56 —4 15 —25 11 — 9 18 —14 42 —28 03 —29 42 — 16 39
(ra c ),
Lib
(10-3)" A3 V K3 III F7 III-IV A2 m F3 IV A0 V A3 IV F0 IV M4 III B8 V G8 III-IV K3 III B2,5 V K0 III-IV
HVĚZDY
Vysvětlení k mapce a tabulkám viz ŘH 62, 19—22; 1/1981.
Vi r
Sp
Ml <51 (10-3)" —26 + 134 —429 + 24 —322 — 36 —74 — 161 —52 —26 —2 —6 —38 + 126
( ginis).
1 5*5 1 7*7 39±8 10 39±4 30 ± 5 49=t7 40±5 56 ±13 22 3 3 = tll 37 *7 17 30 *9
PROMĚNNÉ
r
R Pozn. km/s —2v? D —4 —11,5 —llv s + 5 ,4 —6,1 —lOv + 21,6 - 4 ,3 —35 — 27,5 —24,9 D + lv + 3,4 HVĚZDY
O. H lad , J. W e iselo v á
- *
N ú ieu
a t 1975,0/
611975,0/
CU CS RS S Y S RS RU RR
14hnm oos 14 17 15 14 26 01 14 59 38 15 10 22 15 19 57 15 22 51 15 31 52 15 54 57
+ 2°31, 31” —18 36 04 + 4 47 14 —8 25 15 —5 55 13 —20 18 04 —22 49 32 —15 14 45 —18 14 06
Vir Vir Vir Lib Lib Lib Lib Lib Lib
m ax. 4,9v 5,7p 7,0v 4,79 p 7,6v 8,0v 7,0v 7,4v 7,8v
m in. 4,97 v 5,75p 14,4v 5,90p 14,7v 13,Ov 13,Ov 14,2v 15,0v
P erio d a ( d n i/ 0,5207 9,2983 352,47 2,3274 274,74 192,61 217,46 316,93 277,07
Typ
S pektru m
CV CV M EA M M M M M
B9p A3sp M6e—M7e A is M5e M2e M7e—M8e M5e—M6e M4e
Kalkulátory v astronomii VÝCHOD A ZÁPAD
V praxi potřebujem e velm i často znát okam žik východu (T v ) a západu [T z] n ě jak éh o nebeského tělesa. Je -li T k okam žik horní ku lm inace objektu, je ča s východu T\j = Tk — to, ča s západu Tz = Tr + ta; tQ je tzv. denní polooblouk, který závisí je d nak na d ek lin aci (4) objektu a jed nak na zem ěpisné šířce ($>) pozorovacího m ísta. Denní polooblouk je dán jednoduchým vzta hem cos t0 = — tg p tg á . Takto vypočtená hodnota denního polooblouku by však odpovídala sku tečn é hod notě jed in ě v případě, když by neexistoval vliv re fra k ce . Jak znám o, re fra k ce způsobu je , že všechna nebeská tělesa vidíme v po někud v ětší výšce nad obzorem než sk u te č ně jsou. V zenitu je vliv re fra k ce nulový, pro zenitovou vzdálenost z = 90° (tě le so na horizontu) n e jv ě tší; hodnotě re fra k ce pro z = 90° se říká h o rizo ntální re fra k ce a je rovna th = 36'36". H orizontální re fra k ce způsobuje, že v še chna nebeská tě le sa v y ch ázejí poněkud dří ve a tak é poněkud později zap ad ají než kdyby neexistov ala. Z je jí hodnoty, asi 0,6°, je patrné, že je jí vliv nelze při výpočtu vý chodu a západu nebeského tě le sa zanedbat. Vezm em e-li vliv horizontální re fra k ce v úva hu, pak pro denní polooblouk dostanem e výraz cos t0 = ( — tg j> tg i ) — — (sin 36,6' / c o s p c o s i ) . P oužijem e-lí tohoto vzorce, je výpočet okam žiku východu a západu nebeského tě lesa (nap ř. plan ety) velm i jednoduchý po m ocí program ovatelného kalku látoru ; např. pro T I 58/59 může program vypadat takto: x š t STO 3 CLR x š t 2nd D.MS STO 5 2nd tg X RCL 1 2nd tg + / RCL 2 : RCL 1 2nd cos : RCL 5 2nd cos = INV 2nd cos : 15 = STO 4 + RCL 3 2nd D.MS = IŇV 2nd D.MS x í t RCL 3 2nd D.MS — RCL .4 = INV 2nd D.MS R/S RST (c e lk e m 53 kroků). V ý p o č e t: Do pam ěti Ri uložíme zem ěpis nou šířku pozorovacího m ísta tp (stupně a d esetinný zlom ek — S S .s s s ), do Rj . . . sin 36,6'; x . . . T k ( HH.M M SS), x š t , S ( SS.M M VV), RST, R/S, x . . . T v (H H .M M SS), x š t . . . Tz (H H .M M SS). T e s to v a c í p ř ík la d : V ýpočet východu a zá padu Saturn a dne 8. říjn a 1981 pro zem ě
pisnou šířku © = 50° (viz HR 1981, str. 80; odtud TK = l l h43m, á = —3 °0 7 '). Výpočtem dostanem e Tv = 5h54m, T z = 17h32m (tedy tytéž hodnoty ja k o uvádí ro če n k a ). Při výpočtu jsm e m lčky předpokládali, že se od východu do západu nezm ění poloha tělesa na obloze; v praxi tomu tak vždy být nem usí. Např. pokud jd e o planety, může být skutečný čas východu a západu pom ěrně ry ch le se pohybujícího M erkura o několik m álo minut od lišný; pro běžnou potřebu však nikdy nepožadujem e ča s východu nebo západu s minutovou přesností. Pro u rčení času východu a západu nebes kého tělesa jsm e předpokládali, že z efem erid máme k dispozici okam žik kulm inace T k ■ Tak je tomu u Slu n ce, M ěsíce a planet — Tk naleznem e v běžně dostupných efem eridách (H vězdářská ro čen ka, A stronom ic ký k alend ář apod .), příp. použijem e in te r polace. Pokud však půjde o objekt, pro nějž čas ku lm inace k dispozici nem ám e (např. kom eta, planetka, stelá rn í objekty a td .), mů žeme T k snadno vypočítat, uvědomíme-li si, že v okam žiku horní ku lm inace je hodino vý úhel o b je k tu t = 0 a tudíž platí a =
s,
t
kde ct je rek tascen ze objektu a s m ístní hvězdný čas. Z m ístního hvězdného času známým způsobem vypočtem e střed n í slu n ečn í ča s (viz např. RH 61.217; 10/1980) a tak máme 3"k-
Nové knihy , a publikace • A cta U n iv er sita tis C a r o lin a e — M a th em a tic a e t P h y s ic a , ro č. 21 (1 9 8 0 ), č. 2, obsahuje tyto p ráce: S . K říž: Poznám ka k různým akrečn ím modelům dvojhvězd — J. Bouška a A. M rkos: F o to e le k trick á foto m etrie úp lné ho zatm ěn í M ěsíce 16. září 1978 — J. Bouška: Zvětšení zem ského stínu při m ěsíčn ích za tm ěn ích z 16. září 1978 a 13. března 1979 — M. Š o lc : Metoda M onte Carlo aplikovaná na řešen í problém ů přenosu zářen í v prostřed ích o b sah u jících prach — P. Koubský, P. Harmanec, J. Horn, M. Jerzyk iew icz, S. Kříž, K. Pavlovski a F. Zcfárský: UBV fo tom etrie prom ěn né hvězdy CX D raconis (Výzkum ry ch lý ch v ariací) — A. M rkos: Pozorování kom et a p lan etek na hvězdárně na K letí v r. 1978. — V šechny p ráce jso u psány an g lick y s č e sk ý mi a ruským i výtahy. • S. A. K aplan: P h y s ik d e r S te r n e . Nakl. BSB B. G. Teubner, Lipsko 1980; str. 245, obr. 31, brož. M 13,— . — Znám é lip sk é n a k lad atelstv í vydalo v překlad u H. Domkeho, J. H auboldta a R. T schap eh o a za vědecké red ak ce G. D autcourta překlad „Fyziky hvězd“, jeh o ž o rig in ál vyšel v M oskvě v r.
1977 v n ak lad atelstv í Nauka. Autor, známý sovětský astro fyzik Sam uel A ronovič Kaplan (* 1921, t 1978), byl do r. 1961 profesorem teo retick é fyziky ve Lvově, pak pracoval až do své trag ick é sm rti v Ústavu radiofyziky v Gorkém. Kromě řady vědeckých p rací pub likoval i n ěk olik populárně vědeckých k n í žek, z nichž recenzovan á vyšla v SSSR ve tře ch vydáních; před stav u je velm i pěkně po daný úvod do m oderní astrofyziky, zahrnu jíc í poznatky až tém ěř do sou časn é doby. To je patrné i z názvů jed notlivých kap i tol: Základní vlastn o sti hvězd, Hvězda jak o plynná koule. Přenos energ ie ve hvězdách, T erm ojad erné ste lá rn í zd ro je en erg ie, Hvěz dy s vysokým i hustotam i — bílí trp a slíci, Pulsary a čern é díry, Výpočet hvězdných modelů, Prom ěnné a n estacio n árn í hvězdy, Protohvězdy a Vývoj hvězd. Z textu je p a tr ná velká zku šenost au tora s p opu larizační čin n ostí, takže výklad mnohdy obtížných p artií je zcela srozum itelný každému i jen m írně poučeném u čten áři. Autor se nevy hýbá ani jednoduchým m atem atickým fo r m ulacím , n ep řesah u jícím elem en tárn í zna lo sti; g rafy vhodně d oplň ují text. Lze ko n statov at, že Teubnerovo n ak lad atelstv í vy d alo velm i pěknou popu lární astrofyziku , o kterou bude jis tě zájem n e je n mezi am a téry v NDR, ale i v jin ý ch evropských stá tech , kde se m luví něm ecky. Překlad K apla novy knížky lze v ře le doporučit i našim am atérům , pokud se z a jím a jí o m oderní astrofyziku a z n a jí něm činu. Snad je je n trochu škoda, že něm ecké vydání nebylo do plněno krátkým dodatkem , obsah u jícím hlavní poznatky z poslední doby; knížka by si to byla zasloužila. J. B. ® D. B. H errm ann: D as S te r n g u c k e r b u c h . Nakl. Neues Leben, B erlín 1981; str. 288, váz. M 9,80. — Psát knížku o astronom ii pro úplné laiky není jis tě úkol snadný a jed n o duchý a lze k něm u přistupovat z různých hledisek. Autor k tom uto úkolu přistupoval do značné míry já k si z hled iska p u b licistic kého, takže recenzovan á knížka není n ě ja kým system atickým přehled em astronom ie, metod výzkumu a získaných poznatků, ale spíše jak ým si „povídáním " o astronom ii, astronom ech a hvězd árnách v četn ě je jic h vybavení. Je to a si proto, že je u rčen a p ře devším m ládeži z a jím a jící se o astronom ii, případně m a jící m ládež o astronom ii in fo r m ovat a m ožná i vzbudit u n í zájem . Lze konstatovat, že m ěl-li au tor takov ýto zám ěr — a zřejm ě m ěl — pak se dílo podařilo, pocho p itelně m ísty n a úkor exak tnosti. V kn ížce se lze d očíst o mnohém , o základ ních poznatcích, o h isto rii astronom ie, o da lekoh led ech , o vzhledu oblohy v různých ro čn ích obdobích, o astron o m ick é fo to g rafii, o něk terých m etod ách a výsled cích a stro nom ického výzkumu, o lidových hvězdár nách atd. Velm i užitečn é jsou četn é návo dy k am atérským pozorováním n ejjed n o d u š ším i prostředky, i adresy, kam se mohou
zájem ci o různá pozorování o b rátit (str. 256). V kn ížce je řad a fo to g ra fií n e je n z vý chodoněm eckých lidových hvězdáren, ale i z m ad arsk ý ch ; n a str. 260 naleznem e i zá běr z lidové hvězdárny v Praze. Po p řečten í knížky se však nelze u bránit dojmu, že au to r značně zv e liču je význam am atérské astro n o m ie; to je p atrn é obzvláště z kapi toly „H im m elsforscher ohne Diplom ". Jistě není možno snižovat zásluhy m nohých am a térů k přínosu astro n om ick éh o výzkumu v m inulosti, a lze říci, že někdy byly n e m alé; v sou časn é době je však pokrok a s tro nom ie je n a je n v m ožnostech p ráce vyso ce vzdělaných a kvalifikovaných odborníků, k te ří m ají k dispozici i od povíd ající p řístro jovou tech niku , n e je n pozemskou, ale i kos mickou. To je sk u tečn o st, o níž se každý může přesvěd čit, pokud se alespoň podívá do n ěk teréh o ze světových vědeckých a stro nom ických časopisů. Na druhé stra n ě je však sk u tečn o stí, že i am atéři mohou v sou ča sn é době udělat velký kus záslužné p rá ce, především pokud jd e o n ě k terá pozo rování — avšak co a jak , to není z Herrmannovy knížky zcela ja sn ě patrné. /. B.
Ú k a z y na o b l o z e v sr p n u 1981 S lu n c e vychází 1. srpna ve 4h29m, zapadá v 19h43m. Dne 31. srpna vychází v 5 h13m, zapadá v 18h47m. Za srp en se zkrátí délka dne o 1 h 40 m in a polední výška nad o b zorem se zm enší o 9°, z 58° na 49°. M ěsíc je 7. V ílí. ve 20h v první čtvrti, 15. V III. v 18h v úplňku, 22. V III. v 15h v posled ní čtv rti a 29. V III. v 16h v novu. Dne 8. srp na p ro chází M ěsíc apogeem , 21. VIII. perigeem . Během srp na nastanou tyto k o n ju n k ce M ěsíce s planetam i: 2. V III. ve 14h s Venuší, 4. V III. ve 13h se Saturnem a s Jup iterem , 8. V III. v 16h s U ranem , 10. V III. ve 23h s Neptunem , 26. V III. v 16& s M arsem a 31. V III. v 0 h s M erkurem. M erk u r je v první polovině srpna nepozo rov ateln ý, protože je 10. V III. v h orn í kon ju n k ci se Sluncem . Objeví se na v ečern í obloze nízko nad jihozápadním obzorem ve d ruhé polovině m ěsíce. V polovině srpna z a padá v 19h37m (tedy je n k rá tce po západu S lu n c e ), koncem srp na v 19h2in>. Pozorova cí podm ínky jsou tedy velm i nepříznivé. B ě hem druhé poloviny srpna se zm enšu je ja s n ost M erkura z — 1,4“ na — 0,3“ . V en u še je rovněž na večern í obloze (v souhvězdí P anny), ale v nep říliš p řízni vé poloze k pozorování, protože zapadá jen k r á tc e po západu S lu n ce: počátkem srpna ve 20h56m, koncem m ěsíce již v 19h55m. Dne 25. V III. ve 23h p rojd e V enuše 2° jižn ě od Satu rn a a 28. srpna ve 2h 1° jižn ě od Jupi
tera. Jasn o st V enuše se během srp n a zvět š u je z — 3,4m n a — 3,5®. M ars je v souhvězdí Blíženců na ranní obloze a pozorovací podmínky této planety se zvolna zlepšu ji. Počátkem srpna vychází v l h50m, koncem m ěsíce v l^O ™ . Jasnost M arsu je l,8m . Dne 23. V III. v 18* bude M ars v k o n ju n k ci s Polluxem . Ju p it e r je v souhvězdí Panny a je v srpnu pozorovatelný pouze ve v eče rn ích hodinách. P očátkem m ěsíce zapadá ve 21h40m, koncem srp n a jíž ve 19h52m. Ju p iter m á ja sn o st asi — 1,3™. S a tu rn je rovněž v souhvězdí Panny n e d aleko Jup itera (viz ŘH 1/1981, str. 2 3 ), a proto jsou pozorovací podmínky podobné. Počátkem srpna zapadá ve 21h46m, koncem m ěsíce již v 19h53“>, takže je viditelný jen zv ečera. S atu rn má ja sn o st l ,2 m. U ran je v souhvězdí Vah a je pozorova telný ve v eče rn ích hod inách. Počátkem srp na zapadá ve 23h20m, koncem m ěsíce již ve 21h23®. P lan eta má ja s n o st 5,6m. Dne 4. srpna je Uran stacio n árn í. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše a je vi d itelný v ečer. Počátkem srp n a zapadá v 0 h55m, koncem m ěsíce ve 22h55n>. N eptu na, podobně ja k o U rana, lze vyhledat podle o rie n tačn ích m apek v HR 1981 (str. 85, 87). Jasn o st Neptuna je 7,9m. P lu to je na rozhraní souhvězdí Panny a B oota. Je fo to g ra fick y sled ovatelný je n ve v ečern ích hod inách, protože zapadá p o čát kem srp n a ve 23h44m, koncem m ěsíce již ve 21h45m. Pluto má ja sn o st a si 14™. M eteo ry . Dne 12. srpna m ají maximum čin n o sti Perseidy a sev ern í 5-A quaridy; po zorov ací podmínky však n ejso u příznivé, protože M ěsíc je k rá tce před úplňkem . Dne 31. srpna n astáv á maxim um čin n o sti Aurigid. V srpnu je je š tě možno pozorovat m e teory p řís lu še jící jižním á-A quarldám a a-C apricornldám , je jic h ž m axim a n a stá v a jí v červ en ci. P la n e tk y . Dne 6. srpna v l h dojde k při blížen i planetky (18) M elpom ene k hvězdě 9 A quaril na vzdálenost pouze 14'. Hvězda, je jíž ja sn o st je 4,3“*, bude západně od p la netky, k te rá má ja sn o st 8,5™. P řiblížen i bu de vhodnou p říle žito sti k vyhledání p lan et ky, k te rá je ve výhodné poloze k pozoro váni, protože je 22. srp n a v opozicí se S lu n cem . V šech ny časov é ú d aje v tom to přehledu jso u v č a se středoevropském , východy a zá pady p latí pro p rů sečík 15° poledníku vý chodní délky a 50° rovnoběžky sev e rn í š íř ky. J. B.
• Koupím k v alitn í refra k to r o 0 70—100 mm s achrom . ob jek t., zvětšeni 70—150krát, do Kčs 3000,—. — Petr Hemza, Zllinská 1314, 708 00 O strava-Poruba. • Předám Hv. ročenku , ročníky 1962—1978 a vlazané ročníky Říše hvězd 1962—1980. — Ing. Viliam Pešta, Stelnerova 24, 801 00 B ratislava.
OBSAH J. V ondrák: Návštěvou na Hlavni astro n o m ick é o b se rv ato ři AV SSSR v K yjevě — I. H udec: První vesm írný let rak eto p lán u — M. N eubauer: Čtvrt sto le tí pozorování S lu n ce na hvězdárně ve V alašském M eziříčí — J. G rygar: Žeň objevů 1980 — K rátk é zprávy — Nové knihy a pu blikace — Úkazy na obloze v srpnu 1981
COflEP^AHME H. BeH&paK: nocem emie rjiaBHoií acTpoHOMHHeOKoií eócepaaTOpMM AH yCCP b KiieBe — M. ryvneu: IlepBbíM no-ne-r KOCMKHeCKoro HJiHKa Cneňc maTji — M. Hoň6ayp: 25 jieT HaójiioneHHH CojiHua Ha o6cepBaTopnn b ro pové BajiamcKoe Me3npHCMHn — Pí. rpbirap: ,Z(ocTHJKeHjiH acrpoHOMMH b 1980 r. — KoaTKHe cooómeHM-H — PeiíeH3HH — flBjíewMH Ha He6e b asryere 1981 r. C 0 N T E N T S J. V ondrák: A V isit to the Main A stronom ical O bservátory of the U krainian Academy o f S cie n c e s in Kiev — I. H udec: The F irs t F lig h t o f the S p ace S h u ttle — M. N eubauer: Tw enty Five Y ears o f the O bservation of th e Sun at th e V alašsk é M eziříčí O bservátory — J. G rygar: A dvances in A stronom y in th e Y ear 1980 — S h o rt Com m unications — Book Review s — Phenom ena in August 1981
Říši hvězd řid l red akční rada: Doc. Antonín Mrkos, CSc. (předseda red ak ční ra d y ); doc. RNDr. Jiří Bouška, CSc. (výkonný red a k to r); RNDr. Jiří Grygar, CSc.; prof. Oldřich Hlad; člen korespondent ČSAV RNDr. M iloslav Kopecký, D rSc.; Ing. Bo humil M aleček; prof. RNDr. Oto Obftrka, CSc.; RNDr. Ján Stohl, CSc.; techn ick á red aktorka Věra Suchánkova. — Vydává m inisterstvo kultury CSR v n ak lad atelství a vydavatelství Panorama, Hálkova 1, 120 72 Praha 2. — Tisknou T iskařské zá vody, n. p., závod 3, Slezská 13, 120 00 Praha 2. — Vychází d vanáctkrát ročně, cena Jednotlivého čísla Kč3 2,50, roční předplatné Kčs 30,—. — R ozšiřuje Poš tovní novinová služba. Inform ace o před platném podá a objednávky přijím á každá pošta, nebo přímo PNS — Ústřední expe dice tisku, Jindřišská 14, 125 05 Praha 1 (včetně objednávek do zah ran ičí). Objed návky, zrušeni předplatného a změny adres vyřizuje PNS. — Příspěvky, které musí vyhovovat Pokynům pro autory (viz RH 61, 24; 1/1980), přijím á red akce Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 Praha 5. Rukopisy a obrázky se nev racejí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 8. května, vyšlo v červnu 1981.
S n ím e k slu n e č n í fo t o s fé r y p o ř íz e n ý 4. 9. 1980 v 9h17m SEČ r e fr a k t o r e m Z eíss E 130/1930, ex p . 1/250 s, filtr GG 14, n a d e s k y ORWO DU3. — N a 4. str. o b á lk y j e s n ím e k a k tiv n í o b la s ti n a S lu n ci S10, W22 d n e 4. 9. 1980 v 9h24m30s SE Č ; r e fr a k t o r Z eíss AS 200/3000, ex p . 1/1000 s, filtr n eu trá ln í + RG 1, film C o p ex Pan. ( F o t o M ilan N eu b au er, h v ěz d á rn a v e V a la š s k é m M eziříčí./
